Pc 3-4-es pulzációk vizsgálata a magnetoszférában

Átírás

1 Pc 3-4-es pulzációk vizsgálata a magnetoszférában doktori értekezés tézisei Heilig Balázs Földtudományi Doktori Iskola vezető: Dr. Gábris Gyula egyetemi tanár Földtan-Geofizika Program vezető: Dr. Mindszenty Andrea egyetemi tanár témavezető: Dr. Ferencz Csaba ny. tudományos tanácsadó (ELTE Geofizikai és Űrtudományi Tanszék, Űrkutató Csoport, Budapest) konzulens: Dr. Verő József akadémikus (MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont, Geodéziai és Geofizikai Intézet, Sopron) Magyar Földtani és Geofizikai Intézet 2013

2 Ebben a dolgozatban a közepes geomágneses szélességen megfigyelhető nappali Pc3-as típusú pulzációkra, elsősorban azok dominánsan upstream eredetére vonatkozó eredményeimet foglaltam össze. Számos ponton sikerült hozzájárulnom a jelenség alaposabb ismeretéhez, néhány még nyitott kérdés tisztázásához. A korábban egy-egy esettanulmány keretében leírt jelenségek és az azok kapcsán megfogalmazott következtetések a legtöbb esetben inkább csak sejtésnek minősíthetők a kellően nagyszámú eseményen végzett statisztikai vizsgálat megerősítése híján. Az upstream eredetű Pc3-as pulzációk automatikus azonosítására általam kidolgozott eljárás tette lehetővé, hogy a jelenséget minden korábbinál nagyobb adatbázison vizsgálhassuk. A CHAMP-műhold merőben új lehetőséget teremtett. Mód nyílt a magnetoszféra hullámjelenségeinek globális vizsgálatára, méghozzá egy olyan tartományban, ahol a már a teljes magnetoszférán keresztülhaladt, egészen a felszínig lejutó, de az ionoszféra hatásától még mentes hullámok észlelhetők. Ugyanakkor éppen a CHAMP-pálya adottságainak és a nagyszámú földi megfigyelésnek köszönhetően, az adatok együttes feldolgozásával lehetővé vált az ionoszféra hatásainak közvetlen tanulmányozása is. Mindez korábban megfelelő adatok híján nem volt lehetséges. Azt a feltevést, hogy a nappali Pc3-as pulzációk domináns forrása, legalábbis alacsony és közepes szélességeken az upstream ULF-tevékenység lehet, már az 1970-es években megfogalmazták. A kutatók egy jelentős részét azonban az első évtizedekben publikált eredmények nem győzték meg, s az 1980-as évektől más lehetőségek irányába tájékozódtak. A pulzációk és a napszél között feltárt összefüggéseket önmagukban nem tekintették megdönthetetlen bizonyítékoknak. A napszélsebességgel talált összefüggést ugyanis más mechanizmusok (pl. a Kelvin-Helmholtz instabilitás) is magyarázhatják. Másrészt, minthogy a napszélparaméterek változása a teljes magnetoszféra dinamikájára (pl. annak méretére) is hatással van, szükségszerűen a napszéljellemzők és a magnetoszférában észlelhető hullámok között is kell lennie valamilyen kapcsolatnak (Kivelson, 2006), az upstream hullámok nélkül is. Ennek a kapcsolatnak a magyarázatát a magnetoszféra rezonáns jelenségeiben keresték. Támogatta ezt az elképzelést, hogy az első MHD-modellszámítások szerint úgy látszott, az upstream hullámok nem juthatnak le az ionoszféráig, hanem még a külső magnetoszférában visszaverődnek. A visszaverődés pedig éppen a keresett üregrezonancia kialakulásának kedvez. Az upstream hullámok ellen szólt az is, hogy a korábbi kutatás nem talált összefüggést a felszíni pulzációs aktivitás és egyes olyan napszéljellemzők (pl. sűrűség) között, amit pedig az upstream hullámok keletkezését leíró modellek megjósoltak. Arra, hogy a pulzációkat befolyásoló napszéljellemzők egymástól sem függetlenek, a kapcsolatok vizsgálatánál sokszor nem voltak kellő tekintettel. Az upstream eredet elméletében is maradtak tisztázatlan pontok. Az egyik ilyen régi, még ma is gyakran feltett kérdés arra vonatkozik, hogy az alacsony szélességeken észlelt upstream hullámok hol juthatnak be a mágneses hüvelybe, s azon keresztül a magnetoszférába. Alapvetően kétféle elképzelés létezik. Az egyik szerint a belépés a fejhullám orra körül történik, a másik szerint a teljes kvázi-párhuzamos tartományban. Mindezek mellett vannak, akik a sarki tölcsérek környékén történő bejutást is valószínűsítik. Ez azonban már inkább a magas szélességeken észlelt Pc3-as hullámokra vonatkozik, közepes és alacsonyabb szélességeken aligha játszhat szerepet. 1

3 Eredményeim nem csupán alátámasztják a korábban mások által a pulzációk és a napszél között talált összefüggéseket, hanem újabb érveket sorakoztatnak fel az upstream eredet és az orr közvetlen közelében történő belépés mellett. Téziseimet az alábbiakban foglalom össze: 1. tézis A napszélsűrűség szerepe a nappali Pc3-as pulzációs aktivitás szabályozásában Multilineáris regressziós analízissel (MLR) igazoltam a napszél sűrűségének szerepét a nappali Pc3-as aktivitás szabályozásában. Megmutattam, hogy a napszél sűrűségével feltárt kapcsolat nem valamely más napszélparaméterrel fennálló kapcsolat közvetett következménye csupán ( fejezet). Számos esemény vizsgálatával elsőként igazoltam a nappali Pc3-as pulzációk megszűnését extrém alacsony sűrűségi anomáliák (LDA) és szub-alfvénikus események (SAE) idején ( fejezet). Ezek az extrém események igen ritkák, így a napszélsűrűség és a pulzációs aktivitás között az MLR analízissel talált összefüggésért biztosan nem tehetők felelőssé. Ugyanakkor új bizonyítékai a napszél és a felszíni pulzációk közötti kapcsolatnak. A megfigyelésekre négy lehetséges magyarázatot adtam ( fejezet). Ezek egyikét sem elemezte részleteiben egyetlen kutató sem, s mindeddig azok helytállóságát sem ellenőrizték empirikus adatokon. A négy lehetséges mechanizmus a következő: a) Upstream protonok hiányában nem jöhet létre az ion-ciklotron rezonancia. Ha kevesebb a részecske, a hullám-részecske kölcsönhatás során átadható energia, az instabilitás növekedési tényezője is kisebb. Ez lehet az elsődleges oka a Pc3-as pulzációk eltűnésének extrém alacsony plazmasűrűség (<< 2 cm -3 ) mellett. b) Ha N p alacsony, a fejhullám könnyebben áteresztővé, gyengébbé válik (azaz M A is kisebb lesz), s a protonok visszaverésének hatékonysága csökken, ami szintén az ULF aktivitás csökkenését eredményezheti. Visszaverődés hiányában lehetetlenné válik az UW-k gerjesztése. c) A szub-alfvénikussá (M A < 1) váló napszél már nem képes a magnetoszféra felé visszasöpörni a napszéllel szemben Alfvén sebességgel terjedő upstream hullámokat, s így azok semmiképpen sem juthatnak be a magnetoszférába. Az UW-k, még ha keletkeznének is, nem lehetnének a felszíni Pc3-as pulzációk forrása. d) Alacsony sűrűség mellett a magnetopauza orrtávolsága jelentősen megnőhet, akár az átlagos érték négy-ötszörösére. Ha létezik valamiféle csillapítás a magnetoszférában, az szintén magyarázatot adhatna a Pc3-as amplitúdók tapasztalt csökkenésére. Az általam tárgyalt geometriai csillapítás önmagában elégtelen magyarázat. Lehetséges, hogy a Pc3-as aktivitás és a napszélsebesség összefüggését is részben ez a csillapítás magyarázza. További foreshock-beli megfigyelésekre lenne szükség annak eldöntésére, melyik mechanizmus szerepe a döntő. A d) mechanizmus, a terjedési úttal valamilyen módon arányos amplitúdó-csökkenés, átlagos körülmények között is hat. Ezért azt gondolom, hogy ez a jelenség tükröződhet az MLR modell sűrűségfüggésében. Ez az egyetlen mechanizmus, amely a sűrűség teljes értéktartományában befolyásolja a pulzációk erősségét. 2

4 2. tézis Automatikus eljárás kifejlesztése upstream eredetű események azonosítására Az upstream eredetű Pc3-as pulzációk statisztikai vizsgálatát az azonosításukra általam kidolgozott, egyszerűen automatizálható eljárás tette lehetővé (8.1. fejezet). Az eljárásnak két változata van: az egyik a felszíni, a másik a LEO pályán észlelt jelek kiaknázására. Az UW eredetű pulzációk felszíni mérésekre alapuló azonosításában a problémát az okozza, hogy az UW és FLR eredetű jelek ugyanabban a komponensben, keverten észlelhetők. Ez különösen közepes szélességeken, ahol az UW és az FLR frekvenciája közel esik egymáshoz, jelent nehézséget. A megoldást az azonos meridián mentén, különböző szélességen észlelt pulzációk spektrumából számolt keresztspektrum számítása hozta meg. Az átlagolás a nagy területen koherens UW eredetű hullámokat kiemeli, míg a szélességfüggő erővonal-rezonanciákat hatékonyan elnyomja. A módszer könnyen automatizálható, lehetővé téve az UW jelenség nagy adatbázison végrehajtott statisztikai vizsgálatát. A módszer alkalmazásához szükséges adatok a kezdeményezésemre 2001-ben létrejött, s azóta általam koordinált MM100 meridionális állomáshálózatból származnak. Az ionoszféra felett, LEO-pályán keringő műholdak esetében az upstream eredetű jelek és az erővonalvagy héj-rezonanciaként megjelenő rezonáns válasz más-más komponensben jelenik meg. Ennyiben a helyzet egyszerűbb a felszíni észlelésekhez képest. Az UW eredetű hullámokat a kompressziós komponensben azonosítottam. Az alacsony pályamagasság miatt a kéreganomáliákra is tekintettel kellett lenni, hiszen azok az idősorokban fluktuációként jelentkezhetnek. A másik nehézség is a műhold pályájából adódik. A műhold gyors meridionális irányú mozgása (~4 /min) miatt a Fourier-transzformációra alapozott spektrális vizsgálatok csak igen korlátozottan alkalmazhatók. A wavelet-transzformáció alkalmazásával a nem stacionárius jeleket megfelelően lehetett kezelni. A felszíni észlelések feldolgozásánál a wavelet-transzformáció alkalmazása nem szükségszerű, itt a Fourier-transzformáció is alkalmazható lenne, azonban a műholdas-földi adatokat együtt használó elemzések, összevetések megkövetelték az adatok azonos feldolgozását. Az eljárásokkal azonosított eseményeken végzett esettanulmányok és statisztikai vizsgálatok (Heilig et al., 2007a, 2007b; Sutcliffe et al., 2013} igazolták az azonosított jelek UW eredetét, egyszersmind demonstrálták az eljárások használhatóságát. 3. tézis A Pc3-as kompressziós és Alfvén-módusú hullámaktivitás globális eloszlásának feltérképezése A CHAMP adatainak (nagyobb felbontás, kisebb zaj, pályajellemzők) köszönhetően először sikerült a Pc3 sávba eső kompressziós hullámaktivitást globálisan feltérképezni ( fejezet). Az eloszlás az egyenlítő táján, valamivel a helyi dél előtt mutat maximumot, kiterjedése a nappali oldalon (06-18 MLT), közepes és alacsony szélességre (±60 mágneses szélesség között) korlátozódik. A magasabb szélességen észlelt jelek erővonalmenti áramoktól is eredhetnek, ezeket és az éjszakai jelenségeket részletesebben nem vizsgáltam. A kompressziós hullámok eloszlása szubszoláris eredetre, azaz az UW-knek a fejhullám orránál történő belépésére utal. A szubszoláris maximum kialakításában azonban a már a magnetoszférában zajló folyamatok, mint a magnetopauza felől érkező kompressziós hullámok "becsatornázódása" az egyenlítői 3

5 tartományba (Lee, 1996), vagy a hullámenergia csatolások útján végbemenő átcsoportosítása is igen fontos szerepet játszanak. Az UW-hullámok szubszoláris belépését támogatja a közepes szélességen (Tihany) észlelt Pc3-as hullámok és a CHAMP által észlelt kompressziós hullámok közötti koherencia globális eloszlása is ( fejezet). Elsőként vettem fel az erővonal-rezonanciák energiájának meridián menti eloszlását a felső ionoszférában ( fejezetek). A vizsgálatnak a plazmapauza, pontosabban a plazmapauzán kívül folyó, az FLR-ek azonosítását ellehetetlenítő, intenzív erővonal menti áramok (Heilig and Lühr, 2013) szabtak határt. A erővonal-rezonanciákat éppen abban a szélesség-tartományban lehetett észlelni, ahol az erővonalak sajátfrekvenciái a gerjesztő upstream eredetű aktivitás frekvenciasávjába estek. Ez azt támasztja alá, hogy az FLR-eket az UW eredetű kompressziós hullámok, s nem az üregrezonanciák keltik. Másrészt az UW aktivitásnak megfelelő kompressziós energia éppen az egyenlítő környékén és alacsony szélességeken maximális, azaz abban a tartományban, ahol a két módus közötti csatolás nem jön létre. 4. tézis Az upstream eredetű ULF-hullámok a magnetoszférán keresztül hatolva lejutnak az ionoszféráig A CHAMP-műhold adatain végzett statisztikai vizsgálatok elsőként igazolták, hogy az upstream eredetű ULF-hullámok egészen az ionoszféráig hatolnak. A felső ionoszféra magasságában a déli és az északi 60 közötti mágneses szélességtartományban nappal (06-18 MLT) tapasztalható, a Pc3-as sávba eső kompressziós aktivitás dominánsan upstream eredetű ( fejezet). A szubszoláris területen észlelt pulzációk amplitúdója és a napszél-sebesség, illetve a helyi idő (tkp. a Nap zenitszöge) közötti összefüggés mellett, különös jelentőségű az amplitúdók és a bolygóközi mágneses tér kúpszöge közötti függés igazolása, s mindenekelőtt az azonosított események frekvenciája és a bolygóközi mágneses tér nagysága között fennálló összefüggés. Ez utóbbi két viselkedés specifikusan az UW-kre, a napszélsebességgel való kapcsolat az UW-kre is jellemző. Az észlelt események UW eredete mellett tanúskodik a tapasztaltak és a Pilipenko és Fedorov által kidolgozott MHD-modellen alapuló számítások összevetése is (8.4. fejezet) (Pilipenko et al., 2008). Empirikus eredményeink alátámasztják Lee (1996) modellszámításának eredményeit. 5. tézis Az UW frekvencia és a bolygóközi mágneses tér irányítottsága közötti összefüggés A foreshockban keletkező UW-k napszél okozta Doppler-csúszását leíró egyszerű modell alapján elsőként mutattam meg, hogy az anomális Doppler-csúszást szenvedett frekvencia kis mértékben függ a bolygóközi tér irányítottságától is ( fejezet). Az összefüggést az empirikus eredmények is támogatják. 4

6 6. tézis A bolygóközi térállás nem magyarázza a délelőtt-délutáni aszimmetriát Megmutattam, hogy a pulzációs aktivitásban tapasztalt délelőtt-délutáni aszimmetriát az általánosan elterjedt és ma is sokszor idézett vélekedéssel szemben nem az átlagos (Parker-spirálnak megfelelő) bolygóközi mágneses térállás okozza (7.2. fejezet). Az először Russell et al. (1983) által megfogalmazott feltételezés szerint az upstream hullámok a teljes kvázi-párhuzamos tartományban képesek lennének a fejhullám felületén áthatolni, s a magnetoszférában pulzációkként megjelenni. Ezzel szemben azt találtam, hogy a felszínen olyankor is délelőtti maximum tapasztalható, amikor a délutáni oldalra esik a kvázi-párhuzamos tartomány. Ez az eredmény inkább arra utal, hogy a magnetoszférába bejutó UW eredetű hullámok a bolygóközi tér állásától függetlenül mindig ugyanott lépnek be, azaz indirekt módon inkább az orrnál belépés elméletét támogatja. A pulzációs aktivitásban tapasztalt délelőtt-délutáni aszimmetria magyarázatát tehát máshol kell keresni. Megmutattam, hogy az aszimmetria az aberrációval is csak részben magyarázható. 7. tézis A fejhullámról visszavert ionok sebességének becslése mint a szubszoláris eredetre utaló megfigyelés A fejhullámról visszafordított részecskék sebesség-eloszlását in-situ mérésekből már jól ismerjük. Azonban, mivel ezek a részecskék keltik az upstream-hullámokat, a számolt és a megfigyelt sebességek összevetésével a hullámok keltését leíró elméleti modellek helyessége is ellenőrizhető. Ilyen vizsgálatot eddig magnetoszférában észlelt hullámokon korábban nem végeztek. A kapott eredmények összhangban vannak mások elméleti úton kapott eredményeivel és a forshockban végzett in-situ mérésekkel ( fejezet). Megmutattam azt is, hogy a visszavert ionok sebessége és a kúpszög közötti összefüggés egyenes következménye a kúpszög és az UW frekvencia-függetlenségének. Közvetett módon ez az eredmény is arra utal, hogy a magnetoszférában megfigyelhető UW-k a fejhullám orrának közvetlen közelében keletkeznek, a visszavert ionokra kapott sebesség ugyanis az itt reflektált ionoknak a bolygóközi mágneses tér menti sebességkomponensével arányos. 8. tézis Új eljárás az FLR-ek rezonancia-szélességének becslésére egyidejű földi és LEO mérésekből Alacsony földpályán keringő műhold mágneses észleléseiből elsőként sikerült statisztikai vizsgálattal kimutatni FLR-ek jelenlétét. Ez jelentős előrelépés a korábbi, szórványos esettanulmányokhoz képest. Az általam alkalmazott statisztikai módszer elsőként tette lehetővé a CHAMP rezonáns héjakon keresztül haladó mozgásából adódó Doppler-hatás igazolását (9.3. fejezet). Az észlelt Doppler-csúszások nagysága és előjele összhangban van a rezonancia leírására korábban kidolgozott modellekkel. A Doppler-csúszás megfigyelése új, a korábban ismertektől független lehetőséget teremtett a rezonancia-szélesség becslésére (9.4. fejezet). A módszer a rezonancia-szélességet nem egyetlen pontban, hanem a mágneses szélesség függvényében csaknem a teljes plazmaszférára megadja. A számolt rezonancia-szélességek összhangban vannak a korábbi becslésekkel, modellekkel és in situ mérésekkel. 5

7 Következtetések Fent bemutatott eredményeim arra mutatnak, hogy a nappali Pc3-as pulzációs tevékenység domináns forrása az upstream hullám-tevékenység. Újabb, az upstream eredet mellett tanúskodó kapcsolatokat tártam fel a bolygóközi paraméterek és a felszíni pulzációk tulajdonságai között. Megmutattam, hogy a pulzációs aktivitás többszörösen is függ a napszél sűrűségétől, s erre a függésre az upstream-hullámok keletkezését leíró elméletben több lehetséges magyarázatot is adtam (1. tézis). Az upstream eredetre utal az a megfigyelés is, hogy alacsony sűrűségi anomáliák és szub-alfvénikus események során nem észlelhetők Pc3-as pulzációk a felszínen. Ugyancsak az upstream eredetre utal a bolygóközi mágneses tér irányítottsága és a Pc3-as frekvencia között talált kapcsolat (5. tézis). Igazoltam, hogy az egyenlítő táján és alacsony szélességeken az upstream eredetű hullámok egészen az ionoszféráig jutnak, legalábbis evaneszcens hullámként (4. tézis). Eredményeim azt az elképzelést támasztják alá, miszerint a felszínen (alacsony és közepes szélességeken) akkor észlelhetők upstream eredetű pulzációk, amikor a fejhullám orra az ULF-foreshockban van. Számos eredmény igazolta ugyanis, hogy az upstream hullámok aktivitását a foreshockban ϑ Bn (azaz a fejhullám normálisa és a bolygóközi mágneses tér által bezárt szög), míg a magnetoszférában és a felszínen ϑ Bx, azaz a kúpszög szabályozza. Azaz a felszíni pulzációk e tekintetben úgy viselkednek, mintha egy fejhullám orra előtt megfigyelést végző műhold észlelné őket. Mindez úgy magyarázható legegyszerűbben, hogy az upstream hullámok ott lépnek be a magnetoszférába, ahol a fejhullám normálisa az x-tengellyel párhuzamos, azaz ahol a két szög megegyezik, vagyis a fejhullám orránál. Az itteni belépés mellett szól az is, hogy a magnetopauza orrához a mágneses hüvely áramlási terében csakis a fejhullám orrának irányából juthatnak el az upstream eredetű hullámok. Az orrtól valamivel távolabb a mágneses hüvelybe belépő upstream eredetű hullámokat ugyanis a konvekció a csóva felé sodorja, s nem engedi a magnetopauza közelébe. Egy másik, máig ható elképzelés szerint az upstream eredetű pulzációk forrása a teljes kvázipárhuzamos tartomány (Russell et al., 1983). A pulzációk helyi idő szerinti és szélesség szerinti eloszlását is sokan ezzel magyarázzák. Russell nyomán azt a megfigyelést, hogy a pulzációk eltűnése a kúpszög 50 -os értékénél nem ugrásszerűen, hanem fokozatosan következik be, valamint azt, hogy a kúpszög és a pulzációs aktivitás közötti kapcsolat erőssége a mágneses szélességgel csökken, szintén mint a fenti elmélet mellett szóló érveket szokták idézni. Ezzel szemben megmutattam, hogy a délelőtt-délutáni aszimmetria nem magyarázható a Russell-féle modellel (6. tézis), amely a teljes kvázi-párhuzamos tartományt a felszíni UW eredetű tevékenység forrásának tekinti. Az 50 -os kúpszögérték körül fokozatosan fellépő aktivitás-csökkenés azzal is magyarázható, hogy az ULF-hullámok maguk is perturbálják a kúpszög értékét, akár több 10 -kal. Az MLR analízisek tanúsága szerint a Pc3 aktivitás és kúpszög, valamint az aktivitás és a Nap zenitszöge közötti kapcsolat erőssége a mágneses szélesség növekedésével valóban csökken. E kapcsolat erősségének szélességfüggését, nézetünk szerint, a szubszoláris eredet, a magasabb szélességeken fellépő egyéb forrásmechanizmusok, valamint a szélességfüggő FLR-ek hatása is okozhatják. 6

8 A kompressziós hullámok globális eloszlása (3. tézis), a visszaszórt ionok sebesség-eloszlása (7. tézis) szintén az orrkörnyéki eredet, illetve belépés mellett tanúskodnak. Az upstream hullámoknak a fejhullám orra és a felszín közötti terjedéséhez szükséges, a Pc3-as pulzációk és a kúpszög variációja közötti keresztkorrelációs analízis segítségével megbecsült időtartam (2-3 perc) összhangban van az MHD-modell alapján becsült értékkel. A Pc3-as pulzációk vizsgálata jó példa arra, miként lehet viszonylag kis költséggel végzett felszíni mérések alapján űrkutatást végezni. A Pc3-as pulzációk és a bolygóközi tér paraméterei között feltárt összefüggések elvezethetnek oda, hogy pusztán felszíni mérések alapján képesek legyünk az űridőjárás kutatásában mind fontosabb napszél illetve a bolygóközi tér viselkedését mennyiségileg jellemezni. A földi mérések előnye, hogy fenntartásuk hosszútávon biztosítható, s olyankor is elérhetők, amikor a megfelelő műholdak nem állnak rendelkezésre. 7

9 A disszertáció elsősorban az alábbi cikkekre alapul: Heilig, B., H. Lühr, M. Rother (2007a) Comprehensive study of ULF upstream waves observed in the topside ionosphere by CHAMP and on the ground. Annales Geophysicae, 25, , Pilipenko, V., E. Fedorov, B. Heilig, M. J. Engebretson (2008) Structure of ULF Pc3 waves at low latitudes, J. Geophys. Res. 113 (2008), A11208, doi: /2008ja Heilig, B., S. Lotz, J., Verő, P. Sutcliffe, J. Reda, K. Pajunpää, and T. Raita (2010) Empirically modelled Pc3 activity based on solar wind parameters. Annales Geophysicae, 28, , Heilig B., P. R. Sutcliffe, D. C. Ndiitwani, A. Collier (2013) A statistical study of geomagnetic field line resonances observed by CHAMP and on the ground, J. Geophys. Res., doi: /jgra Egyéb, a témában megjelent cikkek: Bencze P., B. Heilig, B. Zieger, J. Szendrői, J. Verő, H. Lühr, K. Yumoto, Y. Tanaka, and J. Střeštík (2007): Effect of the August 11, 1999 total solar eclipse on geomagnetic pulsations, Acta Geod. Geophys. Hung. 42, 23-58, doi: /AGeod Heilig, B., A. Csontos, L. Pankratz, K. Pajunpää, J. Kultima, T. Raita, J. Reda, M. Váczyová (2007b), Upstream wave related Pc3 pulsations observed by the MM100 meridional magnetometer array, Publs. Inst. Geophys. Pol. Acad. Sc. C-99 (398) Sutcliffe, P. R., D.C. Ndiitwani, H. Lühr, and B. Heilig (2011) Studies of geomagnetic pulsations using magnetometer data from the CHAMP low-earth-orbit satellite and ground-based stations: A review, Proceedings of the XIV IAGA Workshop on Geomagnetic Observatory Instruments, Data Acquisition, and Processing, Changchun, Sept 2010, Data Scibence Journal, 10, IAGA10-18, 30 August Pilipenko, V., E. Fedorov, B. Heilig, M. J. Engebretson, P. Sutcliffe, H. Lühr (2011) ULF waves in the topside ionosphere: satellite observations and modeling. In Liu, William; Fujimoto, Masaki (Eds.): The Dynamic Magnetosphere, IAGA Special Sopron book series, volume 3, Springer, , doi: / Heilig, B., H. Lühr (2013) New plasmapause model derived from CHAMP field-aligned current signatures, Ann. Geophys., 31, , doi: /angeo Sutcliffe, P.R., B. Heilig, and S. Lotz (2013) Spectral structure of Pc3-4 pulsations: possible signatures of cavity modes, Ann. Geophys., 31, , doi: /angeo

10 A tézisekben hivatkozott egyéb szerzők művei Kivelson, M. G. (2006): ULF waves from the ionosphere to the outer planets, in: Takahashi, K., Chi, P. J., Denton, R. E., Lysak, R. L. (eds.) Magnetospheric ULF waves. Synthesis and new directions. 1-30, Geophysical Monogr. 169, AGU, Washington D.C. Lee, D. H. (1996) Dynamics of MHD wave propagation int he low-latitude magnetosphere, J. Geophys. Res., 101, Russell, C. T., Luhmann, J. G., Odera, T. J. and Stuart, W. F. (1983) The rate of occurrence of dayside Pc3,4 pulsations: The L-value dependence of the IMF cone angle effect, Geophys. Res. Lett., 10,